如果光可以因引力而彎曲路徑，那麼宇宙中的空間位置是如何確立的？

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比如光經過一個引力很大的天體時,它的路線就彎曲了,就像筷子插入水,我們看到的折射一樣.如此不斷重複,幾百萬光年之外的光傳到地球,肯定經過很多次這樣的彎曲,那麼最終這個天體位於宇宙中的位置,如果單從地球觀測的角度,反向直線推導,肯定是錯誤的.那麼實際情況,是怎樣確定其位置的呢?

@狐狸先生的回答在實用性的層面上已經足夠好了，不過因為我自己很久以前曾經思考過廣相里類似的問題所以回答一下，首先引用一段Carroll在Spacetime and Geometry里104頁的一段話，這段話其實已經回答了樓主想要問的問題了：

………we simply must learn to live with the fact that two vectors can only be compared in a natural way if they are elements of the same tangent space. For example, two particles passing by each other have a well-defined relative velocity, which cannot be greater than the speed of light. But two particles at different points on a curved manifold do not have any well-defined notion of relative velocity -- the concept simply makes no sense……

深刻理解這段話的話，樓主的問題就不再是問題，而我接下來要談的東西基本由此展開
首先把這段話總結成便於理解的中文並推廣一下：在廣義相對論里，只有當兩個物體鄰近的時候才談得上測量（比如測量相對速度）的概念，當兩個物體在時空中分離開時，測量的定義是病態的，或者說根本不存在測量這個概念。因為如果我們非要比較兩個在時空上分離的兩個客體的相對性質，就牽扯到彎曲時空里張量的平移，而彎曲時空里張量的平移卻是根據你平移的路徑相關的，因而把通過某種方式把兩個分離的張量平移到一起再做運算的結果，是依賴於你如何平移的。

（一個爛大街的例子，在球面上想要把B點那個矢量平移到C去，可以選擇B-&>A-&>C這條路徑也可以選擇直接走B-&>C的右邊那條路徑，而最後平移到C處後的結果卻大相徑庭。）

具體到實際來說，對於那些遙遠天體（那些已經不在我們地球的鄰域因而跟我們之間不能用一個接近平直的時空來聯繫的天體）我們所做的所有的通過「觀測」而推出的「測量」，也就是如 @白書旭所描述的那些方法，實際上都不是嚴格的（因為這些測距方法大都與歐氏幾何相關聯，比如凡是通過絕對星等與視星等來測距的方法其實都隱含了球體表面積正比於半徑平方這樣一個歐氏幾何結論），這些「測量」的結果取決於我們是靠什麼「測量」以及想通過什麼「測量」，還有就是我們觀測的信息（這裡就是光子）在從遙遠天體到地球中間經歷了什麼樣的彎曲時空。由於脫離了平直鄰域近似之後測量定義的崩塌，在宇宙學尺度上想要確定空間位置，哪怕對於同一個源、同一個觀測來推出的東西也會讓你大吃一驚：

（如果我們透過現象看本質，@白書旭所提到的測距方法，其實可以歸納為下面這些）

我們假設有一盞巨大的燈泡被運到了距離地球很遠的一個地方，一個固定功率的燈泡離觀測者越遠就會變得越暗，距離拉遠k倍亮度就會減小k^2倍，那麼我們依據這個可以根據燈泡的可視亮度來推算一個距離，這個叫光度距離（Luminosity distance）

另外呢，這個燈泡非常巨大（比如有一個星系那麼大），我們知道這個燈泡的尺度是d，那麼我們在地球上看這個燈泡的時候，燈泡會張開一個弧度 $heta$ ，我們知道，燈泡離我們越遠，這個弧度會越小，近大遠小嘛，於是根據幾何關係d/ $heta$ 也會給我們一個距離，這個叫角直徑距離（Angular diameter distance）

另外呢，我們可以假設隨著這個燈泡在一根巨大的尺子上擺放著，尺子0刻度在地球上，燈泡在尺子上某一個刻度處固定，因為宇宙膨脹，會導致尺子的尺度也跟著膨脹，但是燈泡和地球的距離也隨著宇宙膨脹一起在增加，所以燈泡在尺子上永遠還在某一個刻度上，這個刻度也代表一個距離，叫共動距離（comoving distance ），comoving的意思就是除去跟宇宙一起共同膨脹運動而導致的距離之外的距離。

當然，我們也可以對比觀測到的這個燈泡的光譜峰值波長，對比實驗室里測定的這種燈泡的峰值波長，得出紅移量，再根據哈勃定律算出距離，這個叫哈勃距離（naive Hubble distance），

好了，羅列了這一堆距離的概念，我們再簡化一點模型，宇宙里的物質分布全部是均勻且各項同性的，所以這下你可以放心得說光線走的是「直線」了，或者說我們知道了燈泡在天上的赤經赤緯了，那如果再利用上邊這些這麼多種方法測出距離來，是不是就能如題主所說可以得到這個燈泡相對於地球在宇宙中的位置了呢？ no，

這些測出距離的方法，雖然都來自於對同一個燈泡的觀測，甚至用的都是同一批光子，但如果在宇宙學尺度上，結果卻大不一樣，下邊顯示了這些根據「觀測」而推算出來的距離在宇宙學尺度上是如何變化的

（wiki：distance measures (cosmology) ）
這裡的橫軸就相當於在宇宙中的一個某一個確定的位置，也就是燈泡的位置。比如我測到了燈泡的峰值波長跟實驗室波長相比，紅移量z=1，由此根據燈泡的視張角推出的距離和光度距離卻可以差到4倍。這就納悶了，同樣都是這個燈泡，這兩個對於距離的定義聽起來也都沒任何問題，為什麼算出的距離會差這麼多，到底哪一個距離才是更好的距離，是我想要的距離呢？答案是哪個都不是，因為在這種尺度上，測量本已經是個毫無意義的概念。
在鄰近的時候，燈泡和地球之間的時空漸近平直（就像我們在地面上因為看到的距離太有限而覺得地球是平的），測量的定義才變得有意義，距離也蛻化為了歐氏幾何的結果，從圖上可以看到這些所有定義下的距離在低紅移時候都蛻化為一個值。
而在遠離的情況下，時空整體的彎曲開始表現出來，而由於光度距離（用到了球的表面積正比於半徑平方）、角直徑距離（用到了直角三角形里的三角函數）和哈勃距離這三個定義都跟一些幾何原理是息息相關的，自然會受到影響，時空的彎曲對這些歐氏幾何里的原理產生不同程度的修正，所以這些距離給出了不同的值，但是並沒有哪個比其他的更有道理。
於是乎，題主提的這個「確立宇宙中的空間位置」這個提法，哪怕在最簡單的假設下，哪怕有了最豐富的觀測也是做不到的，因為這在相對論的時空觀里本來就是個毫無意義的提法。當然，在實際的宇宙學研究中，我們還是可以在指明我們說的是哪一種距離的情況下用長度來描述遙遠天體的距離的

謝邀。這是一個好問題。

簡單的說，引力透鏡效應確實會使得光線彎曲，改變遠處天體在天球上的位置。大多數時候，這種位置改變比較小，對研究具體問題影響不大。對於特別的問題，這個效應很重要，我們可以通過對引力透鏡建模來部分的解決這個問題。

遠處的天體發出的光，被偏折後形成了兩個可以從地球上觀測的像。如果能夠確切知道中間天體的引力場分布，就可以求解天體的本來位置。在實踐中，研究者往往需要對中間天體和原處光源同時建模。

關於引力透鏡背景，可以看我的這個回答如何分辨宇宙中的光線是否被引力彎曲？ - 狐狸先生的回答

1. 宇宙中的物質分布其實很稀疏，對於近處的天體，大多數時候光線並不會經過大質量天體。比如，測量銀河系內部的恆星位置的時候，一般不需要顧及引力透鏡效應。

2.宇宙深處的天體確實會受到這種效應的影響。但是即使是宇宙最深處的星系，位置也很難多次被改變。而且往往改變幅度並不大。研究大多數問題，不需要考慮這種偏折。事實上，由於引力透鏡效應造成的亮度變化可能對研究的影響更大一些。

3. 對部分研究者來說，這種偏折確實很重要。這種情況屬於「強引力透鏡」研究。比如下圖就是一個強引力透鏡系統。最左邊的圖片是哈勃空間望遠鏡拍攝的，方框中的星系是一個橢圓星系，如果放大這個星系的圖像，你會發現它周圍有另一個星系的圖像（中間），橢圓星系引力場扭曲了這個遠處星系的光線，使得這個星系的圖像變成了中間環狀的樣子（被稱作愛因斯坦環）。中間高解析度圖像是射電望遠鏡陣列ALMA拍攝的，在ALMA的波段，橢圓星系是看不見的。

在這個實例里，遠處的星系扭曲的很厲害，位置不但改變了，而且變出了兩個像。為了得到這個星系原本的位置，就需要建立整個透鏡系統（包含前景的星系，背景的星系）的模型。一般模型中包含若干參數，通過調節這些參數，研究者可以生成不同的模擬圖像。經過和觀測圖像對比後，最好還原觀測圖像的模型被認為是最佳擬合模型。基於這個最佳模型，研究者就可以還原遠處星系原來的樣子和位置。經過研究，這個星系真實的位置，和前景的橢圓星系幾乎一樣，最初的樣子就是最右邊的圖像。

當然，這種還原的準確度是依賴於觀測的質量，以及模型建立的準確度的。這種建模研究仍然是天體物理中的一個熱門話題。研究者仍然在開發更好的建模方法。

Image via ALMA (NRAO/ESO/NAOJ)/Y. Tamura (The University of Tokyo)/Mark Swinbank (Durham University).

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很多評論和其他的回答質疑非歐空間中測量距離的意義。在我看來，很多質疑陷入了哲學性的討論，思辨意義大於實際意義。在天文觀測實踐中，天體的相對位置，在採用了合適的距離定義，考慮了廣義相對論框架下的空間幾何描述後，是完全可以研究的，也是天體物理研究者每天都在做的。否則天文學家是如何繪製宇宙三維地圖，探測宇宙中最遠的天體的呢？

首先，我們來看看目前天文學常用的測距方法，也就是所謂」量天尺「。
1、三角視差法
當被測物體距離太陽較近時（一般在100pc以內），可以採用幾何學方法對距離進行測量。當地球繞太陽公轉時，太陽附近的恆星（比如Toliman雙星系統，1.339pc）相對於特別遠的背景恆星（比如，唔，乾脆取LMC得了）會產生一種所謂的「視運動」，也就是說它們相對於背景恆星的視位置是會變的。如果我們時隔半年對一顆近距離恆星拍兩次皂片，然後加以比較，那麼就很容易得到半年間其位移的角度φ，而這個角度φ就是地球軌道（直徑約2AU）在那顆恆星看來的張角。剩下的就很簡單了，距離d=2a/sinφ≈2a/φ，其中a=1AU=149597870km，φ的單位是弧度。
2、分光視差法
當恆星距離大於100pc（比如HIP 52743，152.7pc）時，三角視差法就幾乎沒法用了。這可怎麼辦？物理學家們自然是有辦法的。他們發現，對於光譜類型相同的恆星，其光譜中總可以找到這樣幾條譜線，比如SrII（407.8nm）與FeII（407.2nm）等，其強度只隨絕對星等（光度）而變。這樣，如果較近恆星的絕對星等經過校準，就可以得到以上述典型譜線強度為橫坐標、絕對星等為縱坐標的一條」歸算曲線「。因此，光譜類型相似的較遠的恆星的絕對星等就可以通過這一曲線確認。而有了絕對星等和視星等，距離還遠嗎？用這種方法可以測定到30kpc遠處的恆星，目前這種方法已經告訴了我們上萬恆星與我們的距離。
3、Wilson-Bappu法
1957年O. Wilson和M. Bappu發現，G、K、M型恆星CaII發射線寬度的對數與絕對星等成比例，因此可以利用CaII發射線寬度，由較近的恆星定標來確認較遠的恆星的絕對星等。剩下的同2。這一方法適用距離大體同2，即約30kpc。
4、主星序重疊法
星團自身大小一般是遠小於其到地球的距離的，因此可以近似的認為星團中恆星與地球距離相等。儘管這些恆星形成時間幾乎相同，但是質量有大有小，因此會有不同的光譜類型。如果以視星等（本質上是絕對星等）為縱坐標，光譜類型or色指數B-V為橫坐標，就可以得到星團的Hertzsprung-Russell圖（簡稱H-R圖）。把待測星團的H-R圖和太陽附近主序星（或已知距離的星團）的H-R圖重疊，那麼它們的區別就僅僅是縱坐標標度不同（一個是視星等一個是絕對星等），這樣由兩圖縱坐標之差就能得到待測星團距離（利用公式m-M=5lgr-5求出r，m為視星等，M為絕對星等，m-M稱距離模數）。這一方法依據的是，光譜類型相同的主序星絕對星等相近。這一方法可以測量遠至300kpc的星團。
在這插一句，銀河系直徑約30kpc。
5、變星測距
雖然這個是重頭戲，但太長不想寫了，關於造父變星測距詳情參見https://en.wikipedia.org/wiki/Cepheid_variable 和http://baike.baidu.com/view/975.htm?noadapt=1 。關於天琴座RR變星詳情參見https://en.wikipedia.org/wiki/RR_Lyrae_variable 和http://baike.baidu.com/view/524339.htm?noadapt=1 。除了脈動變星以外，新星和超新星也可以作為測距用的「標準燭光」。只要確定了爆發變星的類型就可以得知其最亮時絕對星等，再根據最亮時視星等即可求得距離。特別是Ia型超新星，其爆發時光度最大，在空間望遠鏡等巡天時較容易發現，且其光變曲線已有了很好的歸算曲線，因此只需獲得少數幾個觀測亮度數據點就可以利用歸算曲線推斷出最亮時視星等，進而求得距離。天琴座RR變星測距能力約300kpc，紅超巨星和新星約20Mpc。造父變星約30Mpc。 Ia型超新星能達到4Gpc。
6、行星狀星雲
行星狀星雲在星系中丰度較高，且其發光形式是尖銳的譜線，很容易被觀測到。如果把一個星系中所有的行星狀星雲（大概幾百個）的光度函數（即星雲個數和視星等的函數關係）畫出來，再與由已知距離的星系所給出的普適光度函數（即星雲個數和絕對星等的函數關係）相對照，就可以求得該星系的距離這一方法適用距離達到15Mpc。此外，如果利用星雲的HII區進行測距，甚至能達到100Mpc。
再插一句，本星系群尺度約1Mpc，本超星系團尺度約30~75Mpc。
7、球狀星團
類似6，利用星系中球狀星團的光度函數，與銀河系中的標準光度函數對比，得到星系的距離。
8、旋渦星系and橢圓星系的譜線寬度
1977年R. Tully和J. Fisher發現，旋渦星系中氫雲發射的21cm譜線，其寬度隨星系光度的增加而增加，可用於指示光度。剩下的就是利用視星等、絕對星等和距離的關係計算距離了。1976年，S. Faber和R. Jackson發現了橢圓星系的類似關係，也可用於測距。這一方法可測到100Mpc。此外，在富星系團中最亮的星系通常是巨大的橢圓星系（例如室女星系團、后髮星系團和半人馬星系團），這些星系的絕對星等約為-23，也可用來當做標準燭光。這樣可以測得1Gpc以上的距離。
9、Hubble關係
1929年，天文學家Hubble發現，河外星系等遙遠天體，其譜線紅移z與距離r成正比，關係為r=cz/H，其中c為光速，H=100h km/(s·Mpc)為Hubble常數。最新的Hubble常數值由歐洲的Planck衛星於2013年給出，其值為67.80±0.77km/(s·Mpc)。利用Hubble關係，目前已能測到z~7的距離，也就是大約3Gpc。

上面寫了這麼多，可以看出來，除了三角測距法是利用幾何方法測距以外，剩下的都是利用視星等、絕對星等和距離的關係，也就是m-M=5lgr-5來求得距離，這也就避免了題主所提到的引力導致光線彎曲的問題。當然，過強的引力源會產生引力紅移，這種情況所導致的測量不準確……………………我們一般稱之為可以容許的誤差……………………（捂臉）

就醬咯

很多人扯了一堆天文觀測中如何確定位置的方法，這好像跟問題沒啥關係，我認為題主的問題在於無法理解在彎曲的時空中如何建立坐標系，這個問題物理上要理解愛因斯坦等效原理，然後數學上需要看一看什麼是流形，最後兩者結合弄明白廣義相對論的時空觀。

上面各位大神說得很好，不過有點深奧，我來簡單說兩句：
要確定一個星球的宇宙位置（x,y,z），必須有坐標系和原點。
在相對論的觀點中，無法建立宇宙絕對坐標系。所以也就無所謂什麼絕對位置了。
一切觀察結果都是相對於觀察者的。

很簡單，你把宇宙想的太小了，所以才有這個問題。換句話說，只要距離足夠，引力就不會對光產生影響。

不知道這樣對不對。
想像一塊內嵌有珍珠(就是珍珠奶茶里的珍珠哈)的果凍。當果凍受到擠壓的時候，果凍內的珍珠也發生了形變。

我們把我們所處的空間看成是果凍，到我們自身看成珍珠。當身邊的(距離我們很近)光發生形變的時候其實我們也本身也會因為空間的形變而發生形變。但是我們自身不知道。

雖然在空間外看起來空間內的光縮短了(假設哈)，但是在空間內，我們的測量是以空間為基礎的，光在這個基礎上沒有發生任何變化。

我的理解是這樣的，但是可能是一種誤導。

恩，

這世界到底什麼樣，我們可能永遠不知道。當一種說法符合我們的觀察的時候，我們就看到了世界在這個方向上的投影，這就是世界的一個樣子。而世界的全貌，永遠是個迷。

其實我們根本不可能知道，什麼樣是真的，但是我們可以知道什麼樣是假的。

無限的世界，可以簡單到有限，比如宇宙；有限的世界，也可以複雜到無限，比如生命。

題主，當你這麼問這個問題的時候，說明你腦子裡還是有一個堅實的「絕對宇宙時空」的觀念。

我建議你先確認你能真的理解中國高中物理的初級的狹義相對論和廣義相對論知識以後，再來問這個問題比較合適。

沒別的意思，只是知識是要循序漸進的。你關心天文，對相對論有一點點了解，感興趣，都是好事。只是你提出的問題，還是需要你掌握一點基礎知識，不需要太高深，高中物理，廣義相對論部分再深入一點更好。一點就夠。

到時候你再回頭來看這個問題，你會明白很多。

是因為空間本身的彎曲，導致光彎曲，所以空間位置隨意標就行。

我們認為宇宙是均一和各向同性的，所以引力只是擾動，系統性還是有個方向的。

可以計算出各天體的引力對光的影響！

宇宙很空曠，稀薄，絕大多數觀察到的光線不會被大質量星體產生明顯彎曲。所以日常也不要考慮這一層。

相對位置